Наш город во Вселенной — галактика Млечный путь. Во многих отношениях мы знаем о ней намного меньше, чем о других галактиках, что связано с положением Солнечной системы. Галактики типа Млечного пути устроены очень сложно. У них есть сфероидальное гало, центральное уплотнение, называемое балджем, и тонкий диск. В тонком диске сосредоточено огромное количество пыли, и Солнечная система лежит в самой ее толще. Когда мы смотрим в направлении диска галактики, пыль скрывает от нас слабые объекты, искажает цвета звезд, делает их более красными. Поэтому структуру галактического диска мы знаем плохо.

Рекомендуем по этой теме:
8924
5 сайтов о физике галактик
Галактика многокомпонентна и включает в себя целый ряд звездных населений. Галактический диск образовался примерно 10 миллиардов лет назад из остатка газа после первичного коллапса гало. Со временем в диске началось звездообразование, которое длится на протяжении почти десяти миллиардов лет.

Солнце — рядовая звезда галактического диска, возраст которой составляет четыре с половиной миллиарда лет. В зависимости от возраста звезды имеют разное пространственное распределение в пределах тонкого диска и разные скорости движения, несмотря на то, что весь диск вращается как единое целое. Зависимость скорости движения звезд от их возраста астрономы открыли в 1960-х. Чем старее заезда, тем быстрее она движется. Создается впечатление, что в диске галактики существует некий механизм накачки энергии пропорционально возрасту звезд.

У астрономов есть несколько гипотетических объяснений данного явления. Согласно одному из них, скорости звезд изменяются из-за их взаимодействия с компактными холодными молекулярными облаками, в которых они рождаются. Другое объяснение связано с наличием в нашей галактике вращающегося спирального узора, который проходит по диску как волна и раскачивает звездное население. Однако сказать точно, в чем причина изменения скоростей, астрономы пока не могут.

Звезды в диске галактики различаются не только возрастом, но и химическим составом. Он отражает содержание химических элементов в среде, из которой звезды образовались. Поэтому история диска тесно связана с историей химической эволюции нашей галактики.

Интересна проблема звезд-карликов спектральных классов F и G. Это звезды, похожие на Солнце, некоторые из которых горячее или холоднее. Время жизни в галактике превышает возраст галактического диска, то есть 10 миллиардов лет. Это означает, что в окрестности Солнца мы должны видеть большое количество как молодых, так и старых звезд. Сравнив их свойства, можно сделать вывод о том, как эволюционировал галактический диск. Однако мы не понимаем, почему мы наблюдаем так мало звезд спектральных классов F и G с пониженным содержанием тяжелых химических элементов. Согласно одному из объяснений, к моменту образования галактический диск уже был обогащен тяжелыми элементами благодаря вспышкам сверхновых, которые выбрасывают наработанное в недрах в межзвездную галактическую среду.

Чтобы изучать историю галактического диска, надо уметь измерять время. В этом помогают возрасты звезд. Возраст отдельной звезды не всегда получается определить точно. Гораздо лучшими летописцами служат рассеянные звездные скопления. Это гравитационно связанные скопления звезд, похожие на Плеяды и Гиады. Их в нашей галактике известно около 4 тысяч, но астрономы оценивают их полное число в диске галактики в 100 тысяч (мы не видим их из-за галактической пыли).

Массивные горячие звезды имеют короткое время жизни. Они быстро выгорают и исчезают из поля зрения. Поэтому отличить старое звездное скопление от молодого можно по отсутствию горячих массивных звезд. Возрасты скоплений заключены в широких пределах от нескольких сотен тысяч до десяти миллиардов лет — таков возраст самых старых рассеянных скоплений в галактике.

Рекомендуем по этой теме:
5249
Спиральный узор галактик
Скопления имеют разный химический состав, скорости и положение в галактике. Соединив эти данные, мы в состоянии восстановить картину эволюции галактики. В том числе химической эволюции — процесса обогащения диска галактики тяжелыми химическими элементами от взрывов сверхновых.

Существует метод, который позволяет установить, была ли эпоха звездообразования короткая или продолжалась больше миллиарда лет. Он основан на сравнении содержания различных химических элементов в атмосферах звезд. Спектральные линии показывают наличие огромного количества элементов тяжелее гелия. Но ключевыми являются элементы типа углерода, азота, кислорода, магния. Они выбрасываются в межзвездную среду при взрывах сверхновых, родителями которых были очень массивные звезды. Такие звезды живут короткое время и за десяток миллионов лет взрываются как сверхновые, обогащая среду подобными элементами.

Содержание железа в межзвездном веществе связано с гораздо более медленным процессом — взрывами сверхновых звезд термоядерных белых карликов, которые выбрасывают много железа. Характерное время эволюции белого карлика до взрыва составляет сотни миллионов и миллиарды лет. Если мы видим избыток магния, углерода, кислорода в гало галактики по сравнению с железом, это означает, что эпоха звездообразования была короткой — меньше миллиарда лет. То же самое относится к центральной области галактики — галактическому балджу. В диске же содержание этих элементов меньше по сравнению с железом, что указывает на большую продолжительность эпохи звездообразования.

Считается, что все звезды рассеянного скопления происходят из одного молекулярного облака путем гравитационного сжатия. Следовательно, звезды имеют одинаковый химический состав и практически одинаковый возраст. В этом плане рассеянные скопления являются идеальными строительными кирпичиками, из которых можно создать модель галактики, набросав много скоплений разного возраста и химического состава.

Шаровые скопления — более сложные объекты. До 1980-х годов считалось, что они тоже являются элементарными строительными кирпичиками в галактическом гало. Но изучая очень массивные шаровые скопления типа Омега Центавра — ярчайшего скопления нашей галактики — астрономы обнаружили, что их звезды радикально отличаются друг от друга по химическому составу. Некоторые звезды содержали больше гелия, чем другие, и обладали другим цветовым спектром и блеском. При этом во многих объектах Вселенной соотношение содержания водорода и гелия примерно одинаково — такое же, какое было в ранней Вселенной: 70% массы — водород, 28-29% — гелий.

Простое объяснение состоит в том, что по мере эволюции звезд и вспышек сверхновых из скопления уходит газ обогащенный элементами, которые были наработаны в звездных недрах. Но если масса звездного скопления велика, то под действием гравитационного тяготения часть газа остается внутри, и из этого газа впоследствии образуются другие звезды. Такое объяснение подходит для массивных шаровых скоплений. Однако в шаровых скоплениях гораздо меньшей массы тоже наблюдается несколько звездных популяций.

Понять свойства других галактик можно только опираясь на звездные населения, которые мы видим в нашей галактике. Поэтому моделирование галактики методом набора многих населений, или методом популяционного синтеза, дает важную информацию о других галактиках.

Объекты галактического гало сильно отличаются от объектов галактического диска не только по движению и пространственному распределению звезд, но и по химическому составу. В гало мы видим звезды с низким содержанием тяжелых элементов. Это означает, что гало возникло на самых первых стадиях гравитационного коллапса галактики. Сейчас астрономы ищут гипотетическое нулевое население — самое старое население галактики.

Рекомендуем по этой теме:
8974
Акмеизм
Поиск звезд с низким содержанием химических элементов — одна из основных задач наблюдательной астрономии. Типичное содержание тяжелых элементов в гало в 100-200 раз меньше, чем в Солнце. Известны несколько десятков звезд с содержанием тяжелых элементов в 10, в 100 тысяч раз меньше солнечного. В начале 2014 года была обнаружена звезда с дефицитом тяжелых элементов в 10 миллионов раз. Такие звезды помогут понять, какой была ранняя галактика, каким был химический состав вещества и какие звезды рождались в ту эпоху.

Простейшие расчеты показывают, что из первичного вещества, состоявшего только из гелия, водорода и небольшого количества лития, должны были рождаться звезды очень больших масс, которые сейчас не рождаются. Предел для звезды с современным химическим составом — около 100-120 масс Солнца. Расчеты показывают, что звезды первого поколения могли достигать 300-500 масс Солнца. Такие объекты давно проэволюционировали и вспыхнули как сверхновые. Но маломассивные звезды должны были дожить до наших дней, и их поиск приносит первые результаты.